Co je sluneční vítr a jak vzniká? Co je sluneční vítr? Astronomie slunečního větru.
Koncem 40. let 20. století objevil americký astronom S. Forbush nepochopitelný jev. Forbush si při měření intenzity kosmického záření všiml, že se zvyšující se sluneční aktivitou výrazně klesá a při magnetických bouřích poměrně prudce klesá.
Vypadalo to dost divně. Spíše se dal očekávat opak. Ostatně samotné Slunce je dodavatelem kosmického záření. Zdálo by se tedy, že čím vyšší je aktivita našeho denního světla, tím více částic by mělo vrhat do okolního prostoru.
Zbývalo předpokládat, že nárůst sluneční aktivity ovlivňuje magnetické pole Země tak, že začne částice kosmického záření vychylovat – odmítat je. Cesta k Zemi je jakoby zablokovaná.
Vysvětlení se zdálo logické. Ale jak se brzy ukázalo, bohužel to bylo zjevně nedostatečné. Výpočty provedené fyziky nezvratně ukázaly, že změna fyzikálních podmínek pouze v bezprostřední blízkosti Země nemůže vyvolat účinek takového rozsahu, jaký je pozorován ve skutečnosti. Je zřejmé, že musí existovat nějaké další síly, které brání pronikání kosmického záření do sluneční soustavy, a navíc takové, které se zvyšují s rostoucí sluneční aktivitou.
Tehdy vznikla domněnka, že viníky záhadného efektu jsou proudy nabitých částic unikající z povrchu Slunce a pronikající do prostoru sluneční soustavy. Tento druh "slunečního větru" čistí meziplanetární prostředí a "vymetá" z něj částice kosmického záření.
Ve prospěch takové hypotézy hovořily i jevy pozorované u komet. Jak víte, ohony komety vždy směřují od Slunce. Zpočátku byla tato okolnost spojena s lehkým tlakem slunečních paprsků. V polovině současného století se však zjistilo, že pouze lehký tlak nemůže způsobit všechny jevy, které se u komet vyskytují. Výpočty ukázaly, že pro vznik a pozorovanou odchylku kometárních ohonů je nutné ovlivnit nejen fotony, ale i částice hmoty. Mimochodem, takové částice by mohly vybudit iontovou záři, která se vyskytuje v kometárních ohonech.
Ostatně to, že Slunce vyvrhuje proudy nabitých částic – částic, bylo známo již dříve. Předpokládalo se však, že takové toky jsou epizodické. Astronomové spojovali jejich výskyt s výskytem světlic a skvrn. Ale ohony komet jsou vždy nasměrovány pryč od Slunce, a to nejen v obdobích zvýšené sluneční aktivity. To znamená, že korpuskulární záření, které vyplňuje prostor sluneční soustavy, musí také existovat neustále. S rostoucí sluneční aktivitou zesiluje, ale vždy existuje.
Blízký sluneční prostor je tedy nepřetržitě foukán slunečním větrem. Z čeho se tento vítr skládá a za jakých podmínek vzniká?
Pojďme se seznámit s nejvzdálenější vrstvou sluneční atmosféry – „korunou“. Tato část atmosféry našeho denního světla je neobvykle vzácná. I v bezprostřední blízkosti Slunce je jeho hustota jen asi stomiliontina hustoty zemské atmosféry. To znamená, že každý krychlový centimetr cirkumsolárního prostoru obsahuje pouze několik set milionů korónových částic. Ale takzvaná „kinetická teplota“ koróny, určená rychlostí částic, je velmi vysoká. Dosahuje milionu stupňů. Proto je koronální plyn zcela ionizován a je směsí protonů, iontů různých prvků a volných elektronů.
Nedávno se objevila zpráva, že ve složení slunečního větru byla zjištěna přítomnost iontů helia. Tato okolnost vylije zaklínadlo na mechanismus, kterým dochází k vymrštění náboje
částice z povrchu slunce. Pokud by se sluneční vítr skládal pouze z elektronů a protonů, pak by se ještě dalo předpokládat, že vzniká čistě tepelnými procesy a je to něco jako pára, která se tvoří nad hladinou vroucí vody. Jádra atomů helia jsou však čtyřikrát těžší než protony, a proto je nepravděpodobné, že by se vypařováním vyvrhly. S největší pravděpodobností je vznik slunečního větru spojen s působením magnetických sil. Plazmové mraky, které odlétají od Slunce, s sebou jakoby odnášejí magnetická pole. Právě tato pole slouží jako ten druh „tmelu“, který „spojuje“ k sobě částice s různou hmotností a nábojem.
Pozorování a výpočty provedené astronomy ukázaly, že jak se vzdalujeme od Slunce, hustota koróny postupně klesá. Ukazuje se ale, že v oblasti oběžné dráhy Země se stále znatelně liší od nuly. V této oblasti sluneční soustavy připadá na každý krychlový centimetr prostoru sto až tisíc koronálních částic. Jinými slovy, naše planeta se nachází uvnitř sluneční atmosféry a chcete-li, máme právo se nazývat nejen obyvateli Země, ale také obyvateli atmosféry Slunce.
Pokud je koróna v blízkosti Slunce víceméně stabilní, pak se zvětšující se vzdáleností má tendenci expandovat do prostoru. A čím dále od Slunce, tím vyšší je rychlost této expanze. Podle výpočtů amerického astronoma E. Parkera se již ve vzdálenosti 10 milionů km koronální částice pohybují rychlostí přesahující rychlost zvuku. A jak se vzdaluje od Slunce a slábne síla sluneční přitažlivosti, tyto rychlosti se několikanásobně zvyšují.
Závěr tedy sám o sobě naznačuje, že sluneční koróna je sluneční vítr vanoucí kolem prostoru naší planetární soustavy.
Tyto teoretické závěry plně potvrdila měření na vesmírných raketách a umělých družicích Země. Ukázalo se, že sluneční vítr vždy existuje a „fouká“ blízko Země rychlostí asi 400 km/sec. S rostoucí sluneční aktivitou se tato rychlost zvyšuje.
Jak daleko fouká sluneční vítr? Tato otázka je velmi zajímavá, nicméně pro získání odpovídajících experimentálních dat je nutné provést sondování vnější části sluneční soustavy kosmickou lodí. Dokud se tak nestane, musíme se spokojit s teoretickými úvahami.
Jednoznačnou odpověď však nelze získat. V závislosti na počátečních předpokladech vedou výpočty k různým výsledkům. V jednom případě se ukazuje, že sluneční vítr utichá již na oběžné dráze Saturnu, v druhém, že stále existuje ve velmi velké vzdálenosti za oběžnou dráhou poslední planety Pluta. Ale to jsou jen teoreticky krajní hranice možného šíření slunečního větru. Přesnou hranici mohou naznačit pouze pozorování.
Nejspolehlivější by byla, jak jsme již poznamenali, data z vesmírných sond. Ale v zásadě jsou možná i některá nepřímá pozorování. Zejména bylo zaznamenáno, že po každém následném poklesu sluneční aktivity nastává odpovídající zvýšení intenzity vysokoenergetického kosmického záření, tj. paprsků vstupujících do sluneční soustavy zvenčí, se zpožděním asi šesti měsíců. Zřejmě je to přesně období, které je nutné k tomu, aby další změna výkonu slunečního větru dosáhla hranice svého šíření. Protože průměrná rychlost šíření slunečního větru je asi 2,5 astronomické jednotky (1 astronomická jednotka = 150 milionů km - průměrná vzdálenost Země od Slunce) za den, dává to vzdálenost asi 40-45 astronomických jednotek. Jinými slovy, sluneční vítr vysychá někde kolem oběžné dráhy Pluta.
Existuje neustálý proud částic vyvrhovaných z horních vrstev sluneční atmosféry. Vidíme důkazy slunečního větru kolem nás. Silné geomagnetické bouře mohou poškodit satelity a elektrické systémy na Zemi a způsobit nádherné polární záře. Snad nejlepším důkazem toho jsou dlouhé ohony komet, když procházejí blízko Slunce.
Částice kometárního prachu jsou vychylovány větrem a unášeny pryč od Slunce, a proto ohony komet vždy směřují od našeho Slunce.
Sluneční vítr: původ, vlastnosti
Pochází z horních vrstev sluneční atmosféry, nazývaných koróna. V této oblasti je teplota přes 1 milion Kelvinů a částice mají energetický náboj vyšší než 1 keV. Ve skutečnosti existují dva druhy slunečního větru: pomalý a rychlý. Tento rozdíl lze pozorovat u komet. Když se pozorně podíváte na obrázek komety, uvidíte, že často mají dva ohony. Jeden je rovný a druhý více zakřivený.
Rychlý sluneční vítr
Pohybuje se rychlostí 750 km/sa astronomové se domnívají, že pochází z koronálních děr, oblastí, kde siločáry magnetického pole prorážejí povrch Slunce.
pomalý sluneční vítr
Má rychlost asi 400 km/s a pochází z rovníkového pásu naší hvězdy. Záření dopadá na Zemi v závislosti na rychlosti od několika hodin do 2-3 dnů.
Pomalý sluneční vítr je širší a hustší než ten rychlý, což vytváří velký jasný ohon komety.
Nebýt magnetického pole Země, zničilo by to život na naší planetě. Magnetické pole kolem planety nás však před zářením chrání. Tvar a velikost magnetického pole je dána silou a rychlostí větru.
Může dosahovat hodnot až 1,1 milionu stupňů Celsia. Proto při takové teplotě se částice pohybují velmi rychle. Gravitace Slunce je nedokáže udržet a hvězdu opustí.
Aktivita Slunce se během 11letého cyklu mění. Zároveň se mění počet slunečních skvrn, úroveň radiace a množství materiálu vyvrženého do vesmíru. A tyto změny ovlivňují vlastnosti slunečního větru – jeho magnetické pole, rychlost, teplotu a hustotu. Proto může mít sluneční vítr různé vlastnosti. Závisí na tom, kde přesně byl jeho zdroj na Slunci. A také závisí na tom, jak rychle se tato oblast otáčela.
Rychlost slunečního větru je vyšší než rychlost pohybu hmoty koronálních děr. A dosahuje rychlosti 800 kilometrů za sekundu. Tyto díry se objevují na pólech Slunce a v jeho nízkých zeměpisných šířkách. Největší rozměry nabývají v těch obdobích, kdy je aktivita na Slunci minimální. Teploty hmoty přenášené slunečním větrem mohou dosáhnout 800 000 C.
V pásmu koronálních streamerů umístěných kolem rovníku se sluneční vítr pohybuje pomaleji - asi 300 km. za sekundu. Bylo zjištěno, že teplota hmoty pohybující se v pomalém slunečním větru dosahuje 1,6 milionu C.
Slunce a jeho atmosféra jsou tvořeny plazmou a směsí kladně a záporně nabitých částic. Mají extrémně vysoké teploty. Hmota proto neustále opouští Slunce, unášena slunečním větrem.
Dopad Země
Když sluneční vítr opustí Slunce, nese nabité částice a magnetická pole. Částice slunečního větru, vyzařované všemi směry, neustále ovlivňují naši planetu. Tento proces vytváří zajímavé efekty.
Pokud se materiál přenášený slunečním větrem dostane na povrch planety, způsobí vážné poškození jakékoli formě života, která na ní existuje. Proto magnetické pole Země slouží jako štít, přesměrovává dráhy slunečních částic kolem planety. Zdá se, že nabité částice „tečou“ mimo něj. Dopad slunečního větru změní magnetické pole Země tak, že se zdeformuje a natáhne na noční stranu naší planety.
Někdy Slunce vyvrhne velké objemy plazmatu, známé jako výrony koronální hmoty (CME) nebo sluneční bouře. K tomu dochází nejčastěji během aktivního období slunečního cyklu, známého jako sluneční maximum. CME mají silnější účinek než standardní sluneční vítr.
Některá tělesa sluneční soustavy, jako je Země, jsou stíněna magnetickým polem. Mnoho z nich ale takovou ochranu nemá. Satelit naší Země nemá žádnou ochranu pro svůj povrch. Proto zažívá maximální účinek slunečního větru. Merkur, planeta nejblíže Slunci, má magnetické pole. Chrání planetu před obvyklým standardním větrem, nicméně není schopen odolat silnějším erupcím, jako je CME.
Když vysokorychlostní a nízkorychlostní proudy slunečního větru na sebe vzájemně působí, vytvářejí husté oblasti známé jako oblasti rotující interakce (CIRs). Právě tyto oblasti způsobují při srážce se zemskou atmosférou geomagnetické bouře.
Sluneční vítr a nabité částice, které nese, mohou ovlivnit pozemské satelity a globální polohové systémy (GPS). Silné výbuchy mohou poškodit satelity nebo způsobit chyby polohy při použití signálů GPS na desítky metrů.
Sluneční vítr zasahuje všechny planety v . Mise NASA New Horizons ho objevila při cestování mezi a.
Studium slunečního větru
Vědci vědí o existenci slunečního větru od 50. let minulého století. Ale navzdory jeho masivnímu dopadu na Zemi a astronauty vědci stále neznají mnoho jeho charakteristik. Několik vesmírných misí v posledních desetiletích se pokusilo vysvětlit tuto záhadu.
Mise NASA Ulysses, která byla vypuštěna do vesmíru 6. října 1990, studovala Slunce v různých zeměpisných šířkách. Již více než deset let měří různé vlastnosti slunečního větru.
Mise Advanced Composition Explorer () měla oběžnou dráhu spojenou s jedním ze speciálních bodů umístěných mezi Zemí a Sluncem. Je známý jako Lagrangeův bod. V této oblasti mají gravitační síly ze Slunce a Země stejnou hodnotu. A to umožňuje satelitu mít stabilní oběžnou dráhu. Experiment ACE, který byl zahájen v roce 1997, studuje sluneční vítr a poskytuje měření konstantního proudu částic v reálném čase.
Kosmické lodě STEREO-A a STEREO-B NASA studují okraje Slunce z různých úhlů, aby viděli, jak se rodí sluneční vítr. Podle NASA poskytlo STEREO „jedinečný a revoluční pohled na systém Země-Slunce“.
Nové mise
NASA plánuje zahájit novou misi ke studiu Slunce. Dává to vědcům naději dozvědět se ještě více o povaze Slunce a slunečního větru. NASA Parker Solar Probe, plánovaný ke startu ( úspěšně spuštěn 12.08.2018 – Navigátor) v létě 2018 bude fungovat tak, že se doslova „dotkne Slunce“. Po několika letech letu na oběžné dráze blízko naší hvězdy se sonda poprvé v historii ponoří do koróny Slunce. To bude provedeno za účelem získání kombinace fantastických snímků a měření. Experiment zlepší naše chápání povahy sluneční koróny a zlepší naše chápání původu a vývoje slunečního větru.
Pokud najdete chybu, zvýrazněte část textu a klikněte Ctrl+Enter.
V.B. Baranov, Moskevská státní univerzita Lomonosova M.V. Lomonosov
Článek se zabývá problémem nadzvukové expanze sluneční koróny (slunečního větru). Jsou analyzovány čtyři hlavní problémy: 1) důvody odtoku plazmatu ze sluneční koróny; 2) zda je takový odtok homogenní; 3) změna parametrů slunečního větru se vzdáleností od Slunce a 4) jak sluneční vítr proudí do mezihvězdného prostředí.
Úvod
Uplynulo téměř 40 let od doby, kdy americký fyzik E. Parker teoreticky předpověděl jev zvaný „sluneční vítr“, který o několik let později experimentálně potvrdila skupina sovětského vědce K. Gringauze pomocí přístrojů namontovaných na Luně. - 2" a "Luna-3". Sluneční vítr je proud plně ionizovaného vodíkového plazmatu, tedy plynu skládajícího se z elektronů a protonů přibližně stejné hustoty (podmínka kvazineutrality), který se vzdaluje od Slunce vysokou nadzvukovou rychlostí. Na oběžné dráze Země (jedna astronomická jednotka (AU) od Slunce) je rychlost VE tohoto proudu přibližně 400-500 km/s, koncentrace protonů (nebo elektronů) ne = 10-20 částic na centimetr krychlový a jejich teplota Te je přibližně 100 000 K (teplota elektronů je poněkud vyšší).
Kromě elektronů a protonů byly v meziplanetárním prostoru detekovány částice alfa (řádově několik procent), malé množství těžších částic a magnetické pole, jehož průměrná hodnota indukce se ukázala být na Oběžná dráha Země řádově několik gama (1
= 10-5 Gs).Trochu historie související s teoretickou předpovědí slunečního větru
Během ne tak dlouhé historie teoretické astrofyziky se věřilo, že všechny atmosféry hvězd jsou v hydrostatické rovnováze, tedy ve stavu, kdy je síla gravitační přitažlivosti hvězdy vyvážena silou spojenou s tlakovým gradientem. v jeho atmosféře (se změnou tlaku na jednotku vzdálenosti r od středových hvězd). Matematicky je tato rovnováha vyjádřena jako obyčejná diferenciální rovnice
| (1) |
kde G je gravitační konstanta, M* je hmotnost hvězdy, p je atmosférický tlak plynu,
je jeho hmotnostní hustota. Je-li dáno rozložení teplot T v atmosféře, pak z rovnice rovnováhy (1) a stavové rovnice pro ideální plyn| (2) |
kde R je plynová konstanta, lze snadno získat tzv. barometrický vzorec, který v konkrétním případě konstantní teploty T bude mít tvar
| (3) |
Ve vzorci (3) je p0 tlak na základně hvězdné atmosféry (při r = r0). Z tohoto vzorce je vidět, že pro r
, tedy ve velmi velkých vzdálenostech od hvězdy tíhne tlak p ke konečné hranici, která závisí na hodnotě tlaku p0.Protože se věřilo, že sluneční atmosféra, stejně jako atmosféry jiných hvězd, je ve stavu hydrostatické rovnováhy, byl její stav určen vzorcem podobným vzorcům (1), (2), (3) . S přihlédnutím k neobvyklému a dosud ne zcela pochopenému jevu prudkého nárůstu teploty z asi 10 000 stupňů na povrchu Slunce na 1 000 000 stupňů ve sluneční koróně vyvinul Chapman (viz např.) teorii statické sluneční koróny. , který by měl hladce přejít do mezihvězdného prostředí obklopujícího sluneční soustavu.
Ve své průkopnické práci si však Parker všiml, že tlak v nekonečnu, získaný ze vzorce jako (3) pro statickou sluneční korónu, se ukázal být téměř o řád vyšší než hodnota tlaku, která byla odhadnuta pro mezihvězdný plyn z pozorování. K odstranění tohoto rozporu Parker navrhl, že sluneční koróna není ve statické rovnováze, ale neustále expanduje do meziplanetárního prostředí obklopujícího Slunce. Zároveň místo rovnice rovnováhy (1) navrhl použít hydrodynamickou pohybovou rovnici tvaru
| (4) |
kde v souřadnicovém systému spojeném se Sluncem je hodnota V radiální rychlost plazmatu. Pod
odkazuje na hmotnost slunce.Pro dané rozložení teplot Т má soustava rovnic (2) a (4) řešení typu znázorněného na Obr. 1. Na tomto obrázku a označuje rychlost zvuku a r* je vzdálenost od počátku, ve které je rychlost plynu rovna rychlosti zvuku (V = a). Je zřejmé, že pouze křivky 1 a 2 na Obr. 1 mají fyzikální význam pro problém odtoku plynu ze Slunce, protože křivky 3 a 4 mají nejedinečné rychlosti v každém bodě a křivky 5 a 6 odpovídají velmi vysokým rychlostem ve sluneční atmosféře, které nejsou pozorovány v dalekohledech. . Parker analyzoval podmínky, za kterých je v přírodě implementováno řešení odpovídající křivce 1. Ukázal, že pro srovnání tlaku získaného z takového řešení s tlakem v mezihvězdném prostředí je nejrealističtější případ přechod plynu z podzvukový proud (při r< r*) к сверхзвуковому (при r >r*), a nazval tento proud slunečním větrem. Toto tvrzení však v práci zpochybnil Chamberlain, který považoval za nejrealističtější řešení odpovídající křivce 2, která všude popisuje podzvukový „sluneční vánek“. První experimenty na kosmických lodích (viz např.), které objevily nadzvukové proudění plynu ze Slunce, se přitom Chamberlainovi nezdály, soudě podle literatury, dostatečně spolehlivé.
| Rýže. 1. Možná řešení jednorozměrných rovnic dynamiky plynů pro rychlost V proudění plynu z povrchu Slunce za přítomnosti gravitační síly. Křivka 1 odpovídá řešení pro sluneční vítr. Zde a je rychlost zvuku, r je vzdálenost od Slunce, r* je vzdálenost, ve které se rychlost plynu rovná rychlosti zvuku, je poloměr Slunce. |
Historie experimentů ve vesmíru brilantně prokázala správnost Parkerových představ o slunečním větru. Podrobný materiál o teorii slunečního větru najdete například v monografii.
Představy o rovnoměrném odtoku plazmatu ze sluneční koróny
Z jednorozměrných rovnic dynamiky plynů lze získat známý výsledek: při absenci tělesných sil může být sféricky symetrický proud plynu z bodového zdroje všude buď podzvukový, nebo nadzvukový. Přítomnost gravitační síly (pravá strana) v rovnici (4) vede k vzhledu řešení, jako je křivka 1 na obr. 1, tedy s přechodem přes rychlost zvuku. Uveďme analogii s klasickým prouděním v Lavalově trysce, která je základem všech nadzvukových proudových motorů. Schematicky je toto proudění znázorněno na Obr. 2.
| Rýže. Obr. 2. Schéma proudění v Lavalově trysce: 1 - nádrž, nazývaná přijímač, do které je přiváděn velmi horký vzduch nízkou rychlostí, 2 - oblast geometrického stlačení kanálu za účelem urychlení podzvukový tok plynu, 3 - oblast geometrické expanze kanálu za účelem urychlení nadzvukového toku. |
Nádrž 1, nazývaná přijímač, je zásobována plynem zahřátým na velmi vysokou teplotu při velmi nízké rychlosti (vnitřní energie plynu je mnohem větší než jeho kinetická energie usměrněného pohybu). Pomocí geometrického stlačení kanálu je plyn urychlován v oblasti 2 (podzvukové proudění), dokud jeho rychlost nedosáhne rychlosti zvuku. Pro jeho další zrychlení je nutné rozšířit kanál (oblast 3 nadzvukového proudění). V celé oblasti proudění je plyn urychlován jeho adiabatickým (bez přívodu tepla) ochlazováním (vnitřní energie chaotického pohybu se přeměňuje na energii usměrněného pohybu).
V uvažovaném problému tvorby slunečního větru hraje roli přijímače sluneční koróna a roli stěn Lavalovy trysky hraje gravitační síla sluneční přitažlivosti. Podle Parkerovy teorie by k přechodu rychlostí zvuku mělo dojít někde ve vzdálenosti několika poloměrů Slunce. Analýza roztoků získaných v teorii však ukázala, že teplota sluneční koróny nestačí k tomu, aby její plyn byl urychlen na nadzvukovou rychlost, jak je tomu v teorii Lavalových trysek. Musí existovat nějaký další zdroj energie. Za takový zdroj je v současnosti považováno rozptýlení vlnových pohybů vždy přítomných ve slunečním větru (někdy nazývané turbulence plazmatu), superponované na střední proudění a proudění samotné již není adiabatické. Kvantitativní analýza takových procesů stále vyžaduje další výzkum.
Zajímavé je, že pozemské dalekohledy detekují magnetická pole na povrchu Slunce. Průměrná hodnota jejich magnetické indukce B se odhaduje na 1 G, i když v jednotlivých fotosférických útvarech, např. ve skvrnách, může být magnetické pole řádově větší. Protože plazma je dobrým vodičem elektřiny, je přirozené, že sluneční magnetická pole interagují s jejími toky ze Slunce. V tomto případě čistě plynodynamická teorie poskytuje neúplný popis uvažovaného jevu. O vlivu magnetického pole na proudění slunečního větru lze uvažovat pouze v rámci vědy zvané magnetohydrodynamika. Jaké jsou výsledky takových úvah? Podle průkopnických prací v tomto směru (viz také ) vede magnetické pole ke vzniku elektrických proudů j v plazmě slunečního větru, což zase vede ke vzniku ponderomotorické síly jx B, která směřuje ve směru kolmém k radiálnímu směru. V důsledku toho má sluneční vítr tangenciální složku rychlosti. Tato složka je téměř o dva řády menší než radiální, ale hraje významnou roli při odstraňování momentu hybnosti ze Slunce. Předpokládá se, že posledně uvedená okolnost může hrát významnou roli ve vývoji nejen Slunce, ale i dalších hvězd, ve kterých byl objeven „hvězdný vítr“. Zejména pro vysvětlení prudkého poklesu úhlové rychlosti hvězd pozdního spektrálního typu je často uplatňována hypotéza přenosu rotační hybnosti na planety vzniklé kolem nich. Uvažovaný mechanismus ztráty momentu hybnosti Slunce výronem plazmatu z něj otevírá možnost revize této hypotézy.
Konstantní radiální tok slunečního plazmatu. korun v meziplanetární produkci. Tok energie přicházející z útrob Slunce ohřívá plazma koróny až na 1,5-2 milionů K. Post. ohřev není vyvážen ztrátou energie v důsledku záření, protože koróna je malá. Přebytek energie znamená. stupně odnést h-tsy S. století. (=1027-1029 erg/s). Korunka tedy není v hydrostatickém stavu. rovnováha, neustále se rozšiřuje. Podle složení S. stol. se neliší od plazmatu koróny (S. století obsahuje hlavně arr. protony, elektrony, několik jader helia, ionty kyslíku, křemík, síru a železo). Na základně koróny (10 000 km od sluneční fotosféry) mají h-tsy radiální řád stovek m/s, ve vzdálenosti několika. sluneční poloměrech, dosahuje rychlosti zvuku v plazmatu (100 -150 km/s), v blízkosti oběžné dráhy Země je rychlost protonů 300-750 km/s, a jejich prostor. - od několika h-ts až několik desítky zlomků v 1 cm3. S pomocí meziplanetárního prostoru. stanic bylo zjištěno, že až po dráhu Saturnu hustota toku h-c S. stol. klesá podle zákona (r0/r)2, kde r je vzdálenost od Slunce, r0 je počáteční hladina. S. v. nese s sebou smyčky siločar sluncí. magn. pole, to-žito tvoří meziplanetární magn. . Kombinace radiálního pohybu h-c S. století. s rotací Slunce dává těmto čarám tvar spirál. Velkorozměrová struktura magnetu. Pole v blízkosti Slunce má podobu sektorů, ve kterých pole směřuje od Slunce nebo k němu. Velikost dutiny obsazené SV není přesně známa (její poloměr zjevně není menší než 100 AU). Na hranicích této dutiny dynamiky. S. v. musí být vyvážen tlakem mezihvězdného plynu, galakt. magn. pole a galaktické prostor paprsky. V blízkosti Země kolize toku c-c S. v. s geomagnetickým pole generuje stacionární rázovou vlnu před zemskou magnetosférou (ze strany Slunce, obr.).
S. v. jakoby obtékala magnetosféru a omezovala její rozsah v pr-vé. Změny intenzity S. století spojené se slunečními erupcemi, yavl. hlavní příčinou geomagnetických poruch. pole a magnetosféry (magnetické bouře).
Over the Sun prohrává se S. in. \u003d 2X10-14 část své hmotnosti Msun. Je přirozené předpokládat, že výtok vody, podobný S. V., existuje i u jiných hvězd (""). Mělo by být zvláště intenzivní pro hmotné hvězdy (o hmotnosti = několik desítek Msolnů) a s vysokou povrchovou teplotou (= 30-50 tisíc K) a pro hvězdy s rozšířenou atmosférou (červení obři), protože v prvním případě Části vysoce vyvinuté hvězdné koróny mají dostatečně vysokou energii, aby překonaly přitažlivost hvězdy, a ve druhé mají nízkou paraboliku. rychlost (úniková rychlost; (viz VESMÍRNÉ RYCHLOST)). Prostředek. ztráty hmoty hvězdným větrem (= 10-6 Msol/rok a více) mohou významně ovlivnit vývoj hvězd. Hvězdný vítr zase vytváří „bubliny“ horkého plynu v mezihvězdném prostředí – zdroje rentgenového záření. záření.
Fyzický encyklopedický slovník. - M.: Sovětská encyklopedie. . 1983 .
SOLÁRNÍ VÍTR - kontinuální proudění plazmatu slunečního původu, Slunce) do meziplanetárního prostoru. Při vysokých teplotách, které existují ve sluneční koroně (1,5 * 10 9 K), tlak nadložních vrstev nemůže vyrovnat tlak plynu látky koróny a koróna expanduje.
První důkaz o existenci pošt. tok plazmy ze Slunce získaný L. Birma (L. Biermann) v 50. letech 20. století. o analýze sil působících na plazmové ohony komet. V roce 1957 J. Parker (E. Parker) při analýze rovnovážných podmínek hmoty koruny ukázal, že koruna nemůže být v hydrostatických podmínkách. St Vlastnosti S. jsou uvedeny v tabulce. 1. Toky S. v. lze rozdělit do dvou tříd: pomalá - s rychlostí 300 km/s a rychlá - s rychlostí 600-700 km/s. Rychlé proudy přicházejí z oblastí sluneční koróny, kde je struktura magnetická. pole je blízko radiálnímu. koronální díry. Pomalé proudy. v. spojené, zjevně, s oblastmi koruny, ve kterých je prostředek Tab. jeden. - Průměrné charakteristiky slunečního větru na oběžné dráze Země
Rychlost | |
Protonová koncentrace | |
Protonová teplota | |
Elektronová teplota | |
Síla magnetického pole | |
Hustota toku Pythonu.... | 2,4*108 cm-2 *c-1 |
Hustota toku kinetické energie | 0,3 erg*cm-2 *s-1 |
Tab. 2.- Relativní chemické složení slunečního větru
Relativní obsah |
|
Relativní obsah |
|
Kromě hlavního v jejím složení byly nalezeny i složky S. století - protony a elektrony, - částice Měření ionizace. teplota iontů S. století. umožňují určit elektronovou teplotu sluneční koróny.
V S. století. rozdíly jsou pozorovány. typy vln: Langmuir, pískání, iontový zvuk, plazmové vlny). Některé vlny typu Alfvén jsou generovány na Slunci a některé jsou excitovány v meziplanetárním prostředí. Generování vln vyhlazuje odchylky funkce rozložení částic od Maxwellova a ve spojení s vlivem magnet. pole na plazmě vede k tomu, že S. stol. se chová jako kontinuum. Vlny typu Alfvén hrají velkou roli ve zrychlení malých složek C. 
Rýže. 1. Mohutný sluneční vítr. Na vodorovné ose - poměr hmotnosti částice k jejímu náboji, na svislé - počet částic registrovaných v energetickém okně zařízení po dobu 10 s. Čísla se znaménkem „+“ označují náboj iontu.
S. proud dovnitř. je nadzvukový ve vztahu k rychlostem těchto typů vln, to-žito poskytuje eff. přenos energie v S. století. (Alvenov, zvuk). Alvenovskoye a zvuk Machovo číslo C. v. 7. Při proudění kolem S. v. překážky schopné jej účinně vychylovat (magnetická pole Merkuru, Země, Jupiteru, Saturnu nebo vodivé ionosféry Venuše a zřejmě i Marsu), vzniká vycházející příďová rázová vlna. vlny, což mu umožňuje obtékat překážku. Ve stejné době v S. století. vzniká dutina - magnetosféra (vlastní nebo indukovaná), tvar a velikost roje jsou dány rovnováhou magnetického tlaku. pole planety a tlak proudícího proudu plazmatu (viz obr. Magnetosféra Země, Magnetosféra planet). V případě interakce S. století. s nevodivým tělesem (např. Měsíc), rázová vlna nevznikne. Proud plazmy je absorbován povrchem a za tělem se vytváří dutina, která se postupně plní plazmou C. v.
Stacionární proces odtoku korónové plazmy je superponován nestacionárními procesy souvisejícími s světlice na slunci. Při silných vzplanutích je hmota vyvrhována ze dna. oblastí koróny do meziplanetárního prostředí. magnetické variace). 
Rýže. 2. Šíření meziplanetární rázové vlny a ejekty ze sluneční erupce. Šipky ukazují směr pohybu plazmy slunečního větru,
Rýže. 3. Typy řešení rovnice rozpínání koróny. Rychlost a vzdálenost jsou normalizovány na kritickou rychlost vc a kritickou vzdálenost Rc Řešení 2 odpovídá slunečnímu větru.
Expanze sluneční koróny je popsána systémem ur-čení zachování hmoty, v k) na nějaké kritické. vzdálenost R k a následná expanze nadzvukovou rychlostí. Toto řešení poskytuje mizivě malou hodnotu tlaku v nekonečnu, což umožňuje jeho srovnání s nízkým tlakem mezihvězdného média. Yu Parker nazval průběh tohoto typu S. století. 
, kde m je hmotnost protonu, je adiabatický index, je hmotnost Slunce. Na Obr. 4 ukazuje změnu rychlosti expanze s heliocentrickou. tepelná vodivost, viskozita, 
Rýže. 4. Rychlostní profily slunečního větru pro izotermický koronový model při různých hodnotách koronální teploty.
S. v. poskytuje hlavní odtok tepelné energie koróny, od přenosu tepla do chromosféry, el.-mag. koróny a elektronická tepelná vodivostpp. v. nedostatečné pro stanovení tepelné rovnováhy koróny. Elektronická tepelná vodivost zajišťuje pomalý pokles teploty S. in. se vzdáleností. svítivost slunce.
S. v. přenáší koronální magnetické pole s sebou do meziplanetárního prostředí. pole. Siločáry tohoto pole zamrzlé do plazmatu tvoří meziplanetární magnetické pole. pole (MMP).I když intenzita IMF je malá a hustota jeho energie je cca 1% hustoty kinetic. energie S. v., hraje důležitou roli v termodynamice S. v. a v dynamice S. interakcí. s tělesy sluneční soustavy, jakož i toky S. v. mezi sebou. Kombinace S. expanze. s rotací Slunce vede k tomu, že magn. siločáry zamrzlé v S. století mají tvar, B R a azimutové složky magnetické. pole se mění různě se vzdáleností blízko roviny ekliptiky: 
kde - ang. rychlost otáčení slunce A - radiální složka rychlosti c., index 0 odpovídá počáteční úrovni. Ve vzdálenosti oběžné dráhy Země úhel mezi směrem magnetický. pole a R asi 45°. Při velkém L magn. 
Rýže. 5. Tvar siločáry meziplanetárního magnetického pole - úhlová rychlost rotace Slunce a - radiální složka rychlosti plazmatu, R - heliocentrická vzdálenost.
S. v., vznikající nad oblastmi Slunce s dekomp. magnetická orientace. pole, rychlost, temp-pa, koncentrace částic atd.) též srov. pravidelně se mění průřez každého sektoru, což je spojeno s existencí rychlého toku S. v rámci sektoru. Hranice sektorů se obvykle nacházejí v intrapomalém toku S. at. Nejčastěji jsou pozorovány 2 nebo 4 sektory, rotující se Sluncem. Tato struktura, která se vytvořila u S.'s vytažením století. velkoplošné magnetické pole koruny, lze pozorovat u několika. revoluce slunce. Sektorová struktura MMF je důsledkem existence aktuálního listu (TS) v meziplanetárním prostředí, který rotuje společně se Sluncem. TS vytváří magnetický ráz. pole - radiální IMF mají různé znaky na různých stranách vozidla. Tato TS, předpovězená H. Alfvenem, prochází těmi částmi sluneční koróny, které jsou spojeny s aktivními oblastmi na Slunci, a odděluje tyto oblasti od rozkladu. znaky radiální složky slunečního magnetu. pole. TC se nachází přibližně v rovině slunečního rovníku a má složenou strukturu. Rotace Slunce vede ke stočení CS vrás do spirály (obr. 6). V blízkosti roviny ekliptiky se pozorovatel ukáže být buď nad nebo pod CS, díky čemuž spadá do sektorů s různými znaky radiální složky IMF.
Blízko Slunce v N. století. existují podélné a šířkové gradienty rychlosti bezkolizních rázových vln (obr. 7). Nejprve se vytvoří rázová vlna, která se šíří vpřed od hranice sektorů (přímá rázová vlna), a poté se vytvoří zpětná rázová vlna, která se šíří směrem ke Slunci. 
Rýže. 6. Tvar heliosférické proudové desky. Jeho průsečík s rovinou ekliptiky (nakloněná k rovníku Slunce pod úhlem ~ 7°) dává pozorovanou sektorovou strukturu meziplanetárního magnetického pole.
Rýže. 7. Struktura sektoru meziplanetárního magnetického pole. Krátké šipky ukazují směr slunečního větru, čáry šipek znázorňují siločáry magnetického pole, přerušovaná čára ukazuje hranice sektorů (průsečík roviny obrázku s aktuálním listem).
Protože rychlost rázové vlny je menší než rychlost SV, unáší zpětnou rázovou vlnu ve směru od Slunce. Rázové vlny v blízkosti hranic sektorů se tvoří ve vzdálenostech ~1 AU. e. a lze je vysledovat na vzdálenosti několika. ale. e. Tyto rázové vlny, jako meziplanetární rázové vlny ze slunečních erupcí a cirkuplanetární rázové vlny, urychlují částice a jsou tak zdrojem energetických částic.
S. v. sahá do vzdáleností ~100 AU. Tedy tam, kde tlak mezihvězdného média vyrovnává dynamiku. S. tlak Dutina vymetená S. v. meziplanetární prostředí). ExpandingS. v. spolu s magnetem zamrzlým v něm. pole brání pronikání do galaktické sluneční soustavy. prostor paprsky nízkých energií a vede ke kosmickým variacím. paprsky vysoké energie. Jev podobný S. V., nalezený u některých jiných hvězd (viz. hvězdný vítr).
lit.: Parker E. N., Dynamika v meziplanetárním médiu, O. L. Vaisberg.
Fyzická encyklopedie. V 5 svazcích. - M.: Sovětská encyklopedie. Šéfredaktor A. M. Prochorov. 1988 .
Podívejte se, co je „SOLAR WIND“ v jiných slovnících:
SOLÁRNÍ VÍTR, proudění slunečního koronového plazmatu, které vyplňuje sluneční soustavu až do vzdálenosti 100 astronomických jednotek od Slunce, kde tlak mezihvězdného prostředí vyrovnává dynamický tlak proudění. Hlavním složením jsou protony, elektrony, jádra ... Moderní encyklopedie
SOLÁRNÍ VÍTR, stálý tok nabitých částic (hlavně protonů a elektronů) urychlovaný vysokou teplotou sluneční KORONY na dostatečně velkou rychlost, aby částice překonaly gravitaci Slunce. Sluneční vítr se odklání... Vědeckotechnický encyklopedický slovník
